The treatment of mixing in core helium burning models -- II. Constraints from cluster star counts
核心氦燃烧过程中对流边界的处理是恒星演化计算中的一个基本问题。在论文~I中，我们表明，这些恒星的新的星震观测表明，它们要么有非常大的对流核，要么有捕获g模的对流/部分混合区。我们探测这种混合推断渐近巨星分支（AGB）和水平分支（HB）的相对寿命从$R_2$，这些恒星在最近的HST测光的48个银河系球状星团的观察比率。我们对$R_2$的新测定比以前的研究更加自洽，我们对$R_2 = 0.117 \pm 0.005$的总体计算是目前最具统计学稳健性的。我们还建立了HB和AGB团之间的光度差为$Δ\log{L}_\text{HB}^\text{AGB} = 0.455 \pm 0.012$。我们的研究结果符合早期的发现，即标准模型预测的$R_2$低于观察到的。我们证明了模型中不确定性的主要来源是混合的处方和随机效应，可以从其数值处理。我们从观测中得到的光度概率密度函数在AGB团附近有一个尖锐的峰值。这构成了一个强有力的新论点，反对核心呼吸脉冲，扩大了预测的宽度的峰值。我们的结论是，这两个混合计划，可以匹配的asteroseismology是能够匹配的球状星团的意见，但只有当（一）核心呼吸脉冲是避免在模型中的对流/部分混合区，或（二）模型与大型对流核心有一个特定的深度混合下的史瓦西边界在随后的早期AGB“重力”对流。
2015-12-15 astro-ph.SR
The effect of including molecular opacities of variable composition on the evolution of intermediate-mass AGB stars
从恒星演化模型的低和中等质量的渐近巨星分支（AGB）恒星的计算提供了元素丰度和产量的预测与观测比较。然而，有许多不确定性降低了这些预测的准确性。一个这样的不确定性涉及低温分子不透明度的处理，占表面丰度变化的C，N和O。一些先前的计算的中间质量AGB恒星模型，将有效的第三次疏浚和热底部燃烧包括分子不透明度的处理，不考虑消耗的C和O由于热底部燃烧。在这里，我们更新的分子不透明度的处理和调查的效果，这种改进对中等质量AGB恒星模型的计算。我们对两种质量（5 M $_{\odot}$和6 M $_{\odot}$）和两种金属丰度（$Z~=~0.001$和$Z~=~0.02$）进行测试，以量化两种混浊处理之间的变化。我们发现，几个进化属性（例如半径，$T_{\rm eff}$和$T_{\rm bce}$）是依赖于不透明处理。与$Z~=~0.02$模型相比，$Z~=~0.001$模型出现更大的结构差异，表明不透明处理在较低金属丰度下具有更显著的效果。由于结构的变化，同位素产量的预测略有影响，大多数同位素经历的变化高达60%的$Z~=~0.001$模型和20%的$Z~=~0.02$模型。尽管这种温和的影响，我们的结论是，它是更适合使用可变的分子不透明度进行热底部燃烧的模型。
2013-12-04 astro-ph.SR
Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Advanced burning stages and fate of 8-10 Mo stars
恒星质量范围8<M/Mo<12对应于最大质量的AGB星和最多的大质量恒星。它是各种超新星祖先的宿主，因此对银河系化学演化和恒星星族研究非常重要。本文研究了从超AGB星到大质量星的转变，发现最大质量电子俘获超新星（EC-SN）和最小质量铁核坍缩超新星（FeCCSN）的前身星都有一个共同的传播的氧-氧燃烧壳层。在偏离中心点燃氖燃烧的模型中，9.5Mo模型将在氖燃烧壳层传播到中心后演变为FeCCSN，与以前的研究一样。8.8Mo模型中的燃烧壳层由于URCA过程而未能到达中心，而在核的外部一个扩展的（0.6Mo）低Ye（0.48）区域开始主导晚期演化，模型演化为EC-SN。这是第一个跟踪最大质量的EC-SN祖先崩溃的研究，代表了除了经历热脉冲的SAGB恒星之外的EC-SN演化路径。我们还提出了一个8.75Mo超AGB星通过其整个热脉冲阶段，直到电子捕获20 Ne开始在其中心和12 Mo星的铁芯崩溃的模型。我们讨论了关键的不确定性，以及不同的坍缩途径如何影响超新星爆发前的结构。最后，我们比较我们的结果与观测到的中子星质量分布。
2013-06-09 astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. I. Development of the i-process in low-metallicity low-mass AGB stars
观测结果表明，越来越多的贫金属恒星显示出介于s-和r-过程之间的丰度模式。这些所谓的r/s型恒星需要一个中间中子俘获过程（i过程），这被认为是由于在对流氦燃烧区摄入质子的结果，但其天体物理位置仍然存在很大争议。我们调查的i-过程中的渐近巨星分支（AGB）阶段的低金属丰度低质量的恒星可以发展，以及它是否可以解释观测到的r/s-星的丰度。在AGB阶段开始时，在第三热脉冲期间，氦驱动的对流区能够穿透富氢层。随后的质子摄入导致强烈的中子爆发，在i-过程元素合成的起源处具有$\approx 4.3 \times 10^{14}$ cm $^{-3}$的中子密度。质子在氦燃烧的对流壳层中燃烧释放的核能强烈影响了内部结构：热脉冲分裂，大约十年后，对流区的上部与对流包层合并。表面碳丰度提高了3倍以上。这导致不透明度的增加，从而引发强烈的质量损失并防止任何进一步的热脉冲。我们发现，特定的同位素比值的Ba，Nd，Sm和Eu可以代表良好的示踪剂的i-过程核合成。最后，与14个选定的r/s-星的扩展比较表明，我们的i-process AGB模型可以很好地再现所观察到的组成模式。
2022-06-07 astro-ph.SR
Characterising the AGB bump and its potential to constrain mixing processes in stellar interiors
在90年代，理论研究促使使用渐近巨星分支凸点（AGBb）作为标准烛光，因为它的光度和恒星金属丰度之间的依赖性很弱。由于观测到的渐近巨分支（AGB）样本的尺寸很小，检测AGBb不是一件容易的事情。然而，由于CoRoT，开普勒和TESS太空任务收集的大量数据，现在这是可能的。众所周知，AGB凸点提供了关于低质量恒星内部结构的有价值的信息，特别是关于混合过程，如核心氦燃烧阶段的核心过冲。在这方面，我们分析了开普勒和TESS观测到的约4，000颗演化巨星，包括红巨星分支星和AGB星，这些恒星的星震和光谱数据可用。通过使用统计混合模型，我们检测到的AGBb在最大振荡功率和有效温度的频率。然后，我们使用恒星天体物理学实验模块MESA恒星演化程序模拟AGB星，并将AGB星的出现与观测结果进行匹配。从观测中，我们可以得到AGBb的位置在15箱的质量和金属丰度。我们注意到，质量越大，AGBb在演化轨道上出现的时间越晚，这与理论工作一致。此外，我们发现当金属丰度增加时，AGBb的光度略有增加，这使得AGBb作为标准蜡烛的使用变得复杂。通过将这些观测结果与恒星模型进行拟合，我们注意到低质量恒星（M < 1.0 $M_{\odot}$）在核心He燃烧阶段需要一个小的核心过冲区域。这种核心过冲程度向高质量方向增加，但在M > 1.5 $M_{\odot}$以上，我们发现AGBb位置不能单独用真实的He核心过…
2022-07-28 astro-ph.SR
Gas and dust from metal-rich AGB stars
内容：通过渐近巨星分支（AGB）阶段演化的恒星向其宿主系统提供了重要的反馈，其形式包括富含核燃烧产物的气体和在其风中形成的尘埃，它们将其喷射到星际介质中。因此，AGB星是银河系和其他星系化学演化的重要组成部分。目的：我们研究了具有超太阳金属丰度的AGB模型，以完成我们的大型数据库，到目前为止，从金属贫乏到太阳化学成分。我们提供的化学产率的质量范围为1-8 Msun和金属度Z=0.03和Z=0.04。我们还研究了粉尘生产在这个金属丰度域。方法：计算了从主序前到AGB期的进化序列。我们遵循的表面化学成分的变化，计算各种物质的化学产率和模型尘埃形成的风，以确定尘埃生产率和总尘埃质量产生的每颗恒星在AGB阶段。结果如下：恒星的物理和化学演化对初始质量很敏感：M> 3 Msun的恒星经历了热的底部燃烧，而低质量恒星的表面化学只有在第三次疏浚时才发生变化。2.5-3.5Msun的金属量Z=0.03的恒星达到碳星阶段，而所有Z=0.04的恒星（除了2.5Msun）在整个AGB阶段都保持富O状态。富含金属的AGB产生的大多数尘埃都是硅酸盐颗粒。产生的尘埃总质量随恒星质量的增加而增加，在8 Msun恒星中达到~ 0.012 Msun。
2020-07-04 astro-ph.SR
Sliding along the Eddington Limit -- Heavy-Weight Central Stars of Planetary Nebulae
由于热脉冲，渐近巨星分支（AGB）恒星经历对流混合的时期，为慢中子捕获核合成提供了理想的条件。这些过程受到很大的不确定性的影响，仍然没有完全理解。幸运的巧合是，大约四分之一的后AGB恒星在氦燃烧壳的最后一次闪光中变成氢缺乏，它们在表面显示核加工材料，为核合成和混合提供了独特的见解。我们目前的非局部热力学平衡光谱分析的结果，极热，氢缺乏，PG 1159型的头骨星云NGC 246和“银河足球”阿贝尔43和NGC 7094的中心恒星。
2018-06-19 astro-ph.SR
The s process in rotating low-mass AGB stars. Nucleosynthesis calculations in models matching asteroseismic constraints
目标。我们调查的S-过程中的AGB阶段的恒星模型，其核心被强制旋转的速率与他们的祖先和继任者的星震学观测一致。方法.我们计算了新的2 M $_{\odot}$，Z=0.01模型，在主序开始时以0，125和250 km/s旋转。人为增加了一种额外的粘性，以增强角动量的传输，从而降低核心旋转速率，使之与星震学观测结果相一致。我们比较了我们的模型的旋转速率与观察到的旋转速率在MS的核心He燃烧结束，和白矮星阶段。结果我们目前的核合成计算这些旋转AGB模型，强制匹配的MS，RGB，He燃烧，和WD星的旋转速率的asteroseisic约束。特别是，我们计算了一个模型，该模型与观测到的核心氦燃烧恒星旋转速率的上限相匹配，我们还包括一个模型，该模型的旋转速度比观测值的上限快一个数量级。在这两个模型中的s-过程生产是可比的非旋转模型。结论.减慢恒星核心的自转速率以满足上述的星震约束，可以将旋转诱导的混合过程减少到对s过程核合成没有影响的程度。这一结果与恒星演化模型的初始自转速率无关。然而，在恒星演化中旋转的处理中仍然存在不确定性，需要减少这些不确定性以确认我们的结论，包括我们降低模型核心旋转速率的方法的物理性质，以及磁过程。
2019-08-24 astro-ph.SR
The magnetic strip(s) in the advanced phases of stellar evolution - Theoretical convective turnover timescale and Rossby number for low- and intermediate-mass stars up to the AGB at various metallicities
最近对普通G、K和M巨星的分光偏振观测显示，HRD中的局部磁条与第一次挖掘和核心氦燃烧发生的区域一致。我们试图了解这种晚型巨星中磁场的起源。在类比与晚型矮星，我们主要集中在已知的参数，影响产生的磁场的外对流信封。我们计算的经典发电机参数沿演化轨道的低和中等质量的恒星在不同的金属丰度使用恒星模型，已被广泛测试的光谱和asteroseismic观测。这些包括对流周转时间尺度和对流Rossby数，从PMS到RGB或早期AGB的尖端计算。为了研究非常扩展的外对流包络的影响，我们计算这些参数的整个对流包络和本地，也就是说，在不同的深度内的信封。我们还计算了主序上中等质量恒星对流核的周转时间尺度和相应的Rossby数。我们的模型表明，Rossby数的对流信封变得低于统一的赫兹-罗素图的磁场确实被检测到的良好界定的位置。我们表明，α-欧米茄发电机过程可能不会连续运行，但它们是有利于在恒星对流信封在两个特定的时刻沿演化轨迹，即，在第一次疏浚在RGB的基础上，并在中央氦燃烧的氦燃烧阶段和早期AGB。这种普遍的行为可以解释最近通过对演化恒星的专门分光偏振测量发现的所谓磁条。
2017-03-31 astro-ph.SR
Central stars of planetary nebulae: The white dwarf connection
本文着重于中心星和白矮星之间的过渡阶段，即有效温度范围为100，000 - 200，000 K的物体。我们把我们的评论局限于缺氢星，因为常见的富氢天体是齐格勒等人论文的主题。我们解决了PG 1159恒星和[WC]中心恒星中声称的缺铁问题。在PG 1159星中发现的新的Ne VII和Ne VIII谱线表明，用于[WCE]星光谱分类的O VII和O VIII谱线的识别是错误的。然后，我们提出了两个不同的后AGB的H-缺乏星的基础上，丰富的分析的O（He）星和热DO白矮星KPD 0005 +5106的演化序列的证据。最后，我们报告的H-缺乏后超级AGB演化序列的证据所代表的最热的已知，碳/氧-大气层白矮星H1504+65和最近发现的碳-大气层“热DQ”白矮星。
2011-09-12 astro-ph.SR
Evolution and chemical yields of AGB stars: effects of low-temperature opacities
集中于中低质量恒星所经历的热脉冲渐近巨星分支阶段的研究在许多天体物理学背景中是极其重要的。特别是，它们的化学产额的详细计算对于从星系的化学演化到球状星团形成背后的机制等几个问题至关重要。在影响这一阶段的理论模型的所有不确定性中，以及在文献中描述的，仍然需要充分澄清哪些结果受到使用不充分的低温不透明度的严重影响，在大多数情况下，这些不透明度是根据恒星的原始化学成分计算的，并且不考虑由于第三次挖掘和热底燃烧的发生而引起的表面化学变化。我们的调查就是要调查这一点。通过完整的进化模型，包括新的一套分子不透明度专门与AESOPUS工具计算，我们强调恒星模型，在那些目前在文献中，需要大幅修订，主要是在预测的化学产量。讨论了对流、热底燃烧和低温不透明处理之间的相互作用
2009-07-18 astro-ph.SR
A comparative study on three modes of s-process nucleosynthesis in extremely metal-poor AGB stars
研究极贫金属AGB恒星中三种s-过程核合成模式，发现对流13C与22Ne模式结合可解释CEMP恒星观测到的s-过程元素增丰范围。
2023-10-23 astro-ph.SR
Super and Massive AGB Stars: II - Nucleosynthesis and Yields - Z=0.02, 0.008 and 0.004
我们已经计算了详细的演化和核合成模型的超大质量AGB恒星的质量范围为6.5-9.0 Msun在0.5 Msun的划分与金属丰度Z=0.02，0.008和0.004。这些计算，我们发现第三次挖掘和热底部燃烧，填补了现有的低和中等质量的AGB恒星模型和高质量的恒星模型，成为超新星之间的差距。对于所考虑的金属丰度，产量的组成在很大程度上是由热动力条件在对流信封的基础上，而不是由第三次疏浚所产生的污染。我们调查的各种不确定性的影响，有关的质量损失率，混合长度参数，和治疗后的信封不稳定性，发展接近年底的（超级）AGB阶段的演变。改变这些参数会改变产率，主要是因为它们会影响第三次疏浚富集的数量，并在较小程度上影响热的底部燃烧条件。我们的模型产生了大量的He 4，Li 7（取决于质量损失公式）C13，N14，O 17，Na 23，Mg 25，以及放射性同位素Al 26与以前的调查一致。此外，我们的研究结果表明，丰富的Ne 22，Mg 26和Fe 60，以及我们的代理中子捕获物种的大幅增加，代表所有物种比铁重。这些恒星可能对银河系中较重的Mg同位素N14、Li 7和Al 27的库存做出了重要贡献。
2013-10-09 astro-ph.SR
Carbon-Deficient Red Giants
缺碳红巨星（CDRG）是一类罕见的特殊红巨星，也被称为“弱G带”或“弱CH”星。它们的大气成分显示出贫碳、低12 C/13 C同位素比率和过量的氮，表明表面的物质经历了CN循环氢燃烧。我介绍了几乎所有已知的CDRGs的Stromgren紫外光度法。钡星，具有增强的碳丰度，表现出“键-内夫效应”-一个广泛的抑郁症，在其能量分布在~4000 A，最近证实是由于CH分子。这使得Ba II星的Stromgren c1光度指数异常低。我表明，CDRGs，缺乏CH吸收，表现出“反键-内夫效应”：更高的c1指数比正常的红巨星。使用盖亚DR 2的精确的视差，我绘制CDRGs的颜色-星等图（CMD），并将它们与理论演化轨道进行比较。大多数CDRG位于CMD中相当紧密的团块中，表明初始质量在2到3.5 Msun的范围内，如果它们是作为单个恒星演化的话。目前还不清楚它们是刚刚到达红巨星分支底部的恒星，以及第一次挖掘出CN处理的物质，还是红巨星团中更高度进化的氦燃烧恒星。大约10%的CDRG具有约4至4.5 Msun的更高质量，并且表现出异常高的旋转速度。我表明，CDRGs位于系统更大的距离银河系平面比正常的巨人，可能表明的作用，二进制的质量转移和合并。CDRG仍然是我们理解恒星演化的一个主要难题。
2019-10-14 astro-ph.SR
Short-lived radioactivity in the early Solar System: the Super-AGB star hypothesis
最原始的太阳系冷凝物的组成，如富含钙铝的包裹体（CAI）和微米级的颗粒，表明短寿命的放射性核素（SLR），如，26 Al，存在于早期太阳系。它们的丰度需要当地的起源，但这还远远没有被理解。我们首次提出了几个SLR高达60 Fe的丰度预测从恒星的初始质量范围约为7-11 Msun。这些恒星通过核心H、He和C燃烧而演化。在核心C燃烧之后，它们会经历一个“超级”渐近巨星分支（Super-AGB）阶段，其中氢壳层和氦壳层交替激活，氦壳层中出现间歇性的热脉冲，对流包层底部的温度非常高（~ 10^8 K），强烈的恒星风将富氢包层吹向周围的星际介质。Super-AGB星演化的最后残余物主要是O-Ne白矮星。我们的Super-AGB模型生产的26 Al/27 Al屈服比约为0.02 - 0.26。这些模型可以解释26 Al/27 Al比值的典型值，使用太阳星云的稀释度，即每10 ^2到10 ^3个太阳星云质量中有1个Super-AGB质量，导致O成分在3 permil到20 permil范围内的相关变化。这与原始太阳系凝聚体中O同位素比率的观测结果一致，原始太阳系凝聚体中的O同位素比率不带有恒星污染物的特征。放射性核素~（41）Ca和~（60）Fe是由Super-AGB星的中子俘获产生的，它们的陨石丰度也与我们的一些模型相匹配，这取决于核物理和恒星物理的不确定性以及陨石实验数据。我们还期望并正在…
2012-08-29 astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
Hot Bottom Burning in the envelope of SAGB stars
我们调查的物理和化学演化的人口II星的初始质量在6.5-8 Msun的范围内，经历了偏离中心的碳点火下部分简并的条件下，随后由一系列的热脉冲，并大力支持CNO燃烧壳，上面的O-Ne简并核心。与其他研究小组的结果一致，我们发现O-Ne核心是通过形成对流火焰而形成的。随后的演变强烈地取决于质量损失机制的描述。使用传统的形式主义与超风阶段有利于长期的演变与许多热脉冲，并实现先进的核合成，由于大的温度达到了底部的外地幔。使用强烈依赖于光度的质量损失配方有利于恒星包层的早期消耗，因此核合成的程度以及喷出物的化学成分不那么极端。对球状星团中的多种群现象进行了讨论。如果在最大质量的星团中存在的“极端”人口是由超级AGB喷出物直接形成的结果，那么它们的丰度可能构成校准这一阶段质量损失率的一种强有力的方法。这种标定也将提供关于超级AGB爆炸为单个电子俘获超新星的部分信息，在星团中留下中子星遗迹。
2010-09-23 astro-ph.SR
IC 4663: The first unambiguous [WN] Wolf-Rayet central star of a planetary nebula
我们报告的第一个中心恒星的行星状星云（PN），模仿氦和氮丰富的WN序列的大规模沃尔夫-拉叶星（WR）的偶然发现。IC 4663（PN G346.2-08.2）的中心恒星主要是宽的He II和N V发射线，对应于[WN 3]光谱类型。与之前的[WN]候选者不同，周围的星云无疑是一个PN。假设距离为3.5 kpc，对应恒星光度为4000 Lsun，V=16.9等的中心恒星仍然比大质量WN 3恒星的平均光度暗4-6等，即使在不可能的d=8 kpc。该星云是典型的PNe星云，具有椭圆形的形态，新发现的渐近巨星分支（AGB）晕，相对较低的膨胀速度（v_exp=30 km/s）和近似太阳化学丰度模式的高电离光谱。[WN 3]星的温度足以显示Ne VII辐射（T_*=140+/-20 kK），并显示出快风（v_infty=1900 km/s），在d=3.5 kpc时，它的质量损失率为Mdot = 1.8 x 10^-8 Msun/yr，恒星半径较小（R_*=0.11 Rsun）。它的大气层由氦（95%）、氢（<2%）、氮（0.8%）、氖（0.2%）和氧（0.05%）组成。这样一个不寻常的氦占主导地位的组成不能产生任何现存的情况下用来解释后AGB恒星的H-缺乏。O（He）中心恒星具有相似的组成，IC 4663的发现为第二个富He/缺H的后AGB演化序列[WN]->O（He）提供了第一个证据。这表明…
2012-03-15 astro-ph.SR
Studying the evolution of AGB stars in the Gaia epoch
我们提出了太阳金属丰度的渐近巨分支（AGB）模型，允许银河系AGB恒星，其距离应该很快就可以在盖亚目录的第一次发布后的观测解释。我们发现AGB的物理和化学性质的突变，发生在阈值质量点燃热底部燃烧，即$3.5M_{\odot}$。质量低于$3.5 M_{\odot}$的恒星达到C星阶段，并喷射到富含碳、氮和$^{17}O$的星际介质气体中。质量较高的对应物在大光度下演化，介于$3\times 10^4 L_{\odot}$和$10^5 L_{\odot}$之间。从大质量AGB星排出的物质显示出质子捕获核合成的印记，大量产生氮和钠，并破坏$^{12}C$和$^{18}O$。与其他研究小组的最新结果的比较进行了讨论，以评估目前的研究结果的鲁棒性。最后，我们比较了模型与最近的观测银河AGB星，概述了盖亚提供的可能性，揭示了这类物体的演化特性。
2016-07-12 astro-ph.SR
The s Process: Nuclear Physics, Stellar Models, Observations
s过程中的核合成发生在低质量AGB星的He燃烧层和大质量星的He和C燃烧阶段。太阳系物质中Cu和Bi之间的元素丰度约有一半是由s过程贡献的。根据恒星的质量和金属丰度的s-丰度模式表现出的特征，这为我们了解恒星的生命周期和星系的化学演化提供了全面的信息。快速增长的详细丰度观测，特别是对AGB和后AGB恒星，双星系统中的物体，以及非常微弱的贫金属人口，代表了恒星模型计算的令人兴奋的挑战和限制。基于更新和改进的s-过程反应网络的核物理数据，当前的模型旨在从头计算解决与对流和混合过程有关的恒星物理。在密切相关的领域的观测，核和原子物理学，恒星模拟的进展进行了审查和相应的相互作用说明的一般丰度模式的元素以外的铁和敏感的分支点沿s-过程path. The强烈变化的s-过程效率与金属丰度也承担有趣的后果银河系化学演化的影响。
2010-12-23 astro-ph.SR
The final fate of stars that ignite neon and oxygen off-center: electron capture or iron core-collapse supernova?
在$8.8-9.5~{\rm M}_\odot$恒星的ONeMg核心中，氖和氧的燃烧是在偏离中心的地方点燃的。氧-铁火焰是否传播到中心是决定这些恒星是经历Fe核坍缩还是电子俘获引起的ONeMg核坍缩的关键。我们提供了更多的细节，恒星点燃氖和氧燃烧偏离中心。氖火焰的形成方式与超AGB恒星的碳火焰相似，只是火焰宽度较窄。如果采用严格的史瓦西对流不稳定性判据，则能够满足建立火焰的判据。穿过对流壳层界面的混合破坏了燃烧锋面传播的条件，相反，壳层作为一系列向内移动的闪光燃烧。虽然这可能不会直接影响燃烧是否会到达中心（如超级AGB恒星），但核心可以在每次壳闪光之间收缩。壳层中电子分数的减少降低了Ekrasekhar质量，中心达到URCA过程的阈值密度，以激活和引导核心的剩余演化。这突出了更精确地处理恒星内部的混合对于恒星天体物理学中另一个重要问题的重要性--确定电子捕获超新星和铁核塌缩超新星之间边界处的恒星演化和超新星祖先的性质。
2016-08-05 astro-ph.SR
The NuGrid AGB Evolution and Nucleosynthesis Data Set
University of Hull（赫尔大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Eötvös Loránd Research Network (ELKH)（孔科利天文台，匈牙利科学院地球科学研究中心，厄特沃什·罗兰研究网络）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics, Center for the Evolution of the Elements, Michigan State University（密歇根州立大学核天体物理联合研究所元素演化中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
NuGrid数据集更新了AGB恒星演化和核合成模型，涵盖多种初始质量和金属度，用于研究星系化学演化。
2026-01-09 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of four post-AGB candidates
利用高分辨光谱对四颗AGB后恒星IRAS 13110 - 6629、IRAS 17579 - 3121、IRAS 18321 - 1401和IRAS 18489 - 0629进行了详细的丰度分析。我们已经构建了光谱能量分布（SED），这些对象使用现有的光度数据结合红外（IR）通量。对于所有的样本星，SED表现出双峰的能量分布，以及分离的红外峰显示尘埃拱星物质的存在。CNO丰度表明通过CN循环产生N，但观察到的[C/Fe]表明通过第三次疏浚，尽管C/O比保持小于1，但混合了He燃烧产生的碳。对于IRAS 18489 - 0629和IRAS 17579 - 3121，清楚地观察到中等DG效应，而在IRAS 18321 - 1401和IRAS 13110 - 6629的消耗图中观察到的大分散表明存在影响所观察到的丰度模式的其他过程。
2014-05-26 astro-ph.SR
Yields of AGB and SAGB models with chemistry of low- and high-metallicity Globular Clusters
我们目前的产额从恒星的质量范围内Mo<M<8Mo的金属丰度Z=0.0003和Z=0.008，从而涵盖了低和高Z球状星团的化学。产量是基于完整的演化计算，遵循恒星从主序前到渐近巨星分支阶段的演化，直到外部包络消失。独立于金属丰度，M<3Mo的恒星主要是第三次向上疏通，因此向周围喷射富含碳和氮的气体。相反地，热底燃烧是改变质量超过3Mo的恒星表面化学的主要原因：它们的气体显示出质子捕获核合成的痕迹。热底部燃烧的程度被证明是强烈依赖于金属丰度。在本文中，我们分析了这一事实的后果。这些结果可用于理解中等质量恒星在球状星团自富集过程中所起的作用：对属于第二代不同金属丰度星团的恒星的光谱研究结果将被用作对现有产额可靠性的间接检验。质量损失和对流的治疗被确认为主要的不确定性影响的热脉冲阶段的建模的背景下获得的结果。这一点的间接证据来自与文献中其他研究的比较，基于不同的对流传输能量的效率处方，并使用不同的配方来确定质量损失率。
2013-03-15 astro-ph.SR
The evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
Super AGB and AGB evolution and the chemical inventory in NGC 2419
我们跟踪了大质量渐近巨星分支（AGB）星和超级AGB星（SAGB）中的热底燃烧（HBB）物质在球状星团中形成第二代星的情况。在星系团NGC 2419中，我们假设存在由AGB和SAGB喷出物直接形成的极端人口，因此我们可以直接将金属丰度Z=0.0003的产额与星系团NGC 2419的化学清单进行比较。在如此低的金属丰度下，HBB温度（远高于108 K）允许非常先进的核合成。约6 Mo的质量消耗Mg并合成Si，超过Al，因此后一种元素仅适度增强;钠不能增强。该模型与观测结果一致，尽管预测的Mg耗尽并不像观测到的恒星那样强烈。我们预测贫镁星的氧丰度必定是以一个巨大的因子被耗尽的。HBB的温度是接近该地区的其他p捕获反应较重的核成为可能。我们表明，高钾丰度发现在镁贫星可以实现在HBB期间，通过p捕获的氩核，如果相关的截面（S）是大于在文献中列出的，或者如果HBB温度较高。最后，我们推测，一些钙的生产是由于质子捕获钾。我们强调，必须大力测量这一集群中更大样本的丰度。
2012-11-16 astro-ph.SR
The insidious boosting of TP-AGB stars in intermediate-age Magellanic Cloud clusters
在最近关于TP-AGB星在星系演化布居合成（EPS）模型中的作用的争论中，有一个特别令人困惑的方面：旨在再现麦哲伦云（MC）团TP-AGB相的寿命和积分通量的TP-AGB模型，当被纳入EPS模型时，被发现高估了TP-AGB在星系分辨恒星计数和积分光谱中的贡献。在本文中，我们提请注意一个特定的进化方面，在所有的概率是这个难题的主要原因。一旦恒星星族与RGB恒星首次出现的年龄相交，核心氦燃烧阶段的寿命突然发生变化，导致随后进化阶段（包括TP-AGB）的生产率暂时提高。对于约0.1 Gyr的时间跨度，三个TP-AGB分支在略微不同的初始质量下发展，导致它们的频率和对恒星星族的积分亮度的贡献增加了2倍。助推发生在TP-AGB寿命的预期峰值附近，年龄为1.6 Gyr。巧合的是，这个相对较窄的年龄段恰好包含了几个非常大质量的MC星团，这些星团拥有大多数用于限制恒星演化和EPS模型的TP-AGB恒星。这种伴随使得AGB的提升在目前的EPS模型的背景下特别阴险。这一效应带来了三个主要后果。(1)目前的估计TP-AGB的贡献，来自MC星系团的星系的综合光，偏向于太大的值。(2)单次爆发的人口下降在这个临界年龄范围内的相对TP-AGB的贡献不能准确地推导出的燃料消耗定理。(3)一个仔细的修订AGB星人口的中期年龄MC集群的迫切需要。
2013-08-28 astro-ph.SR
Evolution Models of CO WD -- AGB Star Merger Remnants
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究CO白矮星与AGB星核心合并后系统的演化，揭示其在HR图上的分布及可能的超新星形成机制。
2025-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Element Abundance Determination in Hot Evolved Stars
光谱类别为PG 1159的极热后AGB恒星的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲消耗了氢包层，暴露了通常隐藏的壳层间区域。因此，这些恒星的光球元素丰度使我们能够得出结论，在前体AGB星的核燃烧和混合过程的细节。我们比较预测的元素丰度与先进的非LTE模型大气进行定量光谱分析所确定的。结果表明，AGB星的许多组分（He，C，N，O，Ne，F，Si，Ar）在定性和定量上有很好的一致性，而其它组分（P，S，Fe）的一致性表明AGB星的恒星演化模型存在缺陷。几乎所有这些热恒星中的化学微量元素都只能在紫外光谱范围内识别。远紫外线光谱探测器和哈勃太空望远镜在这项研究中发挥了至关重要的作用。
2010-01-13 astro-ph.SR
Gas and dust from solar metallicity AGB stars
我们研究了质量在$1~M_{\odot} - 8.5~M_{\odot}$之间的恒星的渐近巨星分支（AGB）演化。我们专注于具有太阳化学成分的恒星，这使我们能够解释银河系中进化的恒星。我们提出了一个详细的比较与模型相同的化学，计算与不同的进化代码和基于不同的一套物理假设。我们发现质量为$\ge 3.5~M_{\odot}$的恒星在包层底部经历了热的底部燃烧。它们的AGB寿命短于$\sim 3\times 10^5$ yr，并在一定程度上对对流的处理敏感地将质子捕获核合成污染的气体喷射到周围环境中。具有$1.5~M_{\odot} \le M \le 3~M_{\odot}$的低质量恒星成为碳星。在最后阶段，C/O比增长到$\sim 3$。我们发现一个显着的协议之间的两个代码的低质量模型，并得出结论，这些恒星的物理和化学性质的预测，和AGB的寿命，是不是敏感的AGB阶段的建模。产生的尘埃也取决于质量：低质量恒星主要产生固体碳和碳化硅尘埃，而高质量恒星产生硅酸盐和氧化铝尘埃。未来可能的观测可能能够增加更多的鲁棒性，目前的结果进行了讨论。
2017-12-22 astro-ph.SR
Modeling R Coronae Borealis Stars: Effects of He-Burning Shell Temperature and Metallicity
北冕座R星（RCB）是一种极度缺氢的碳星，会产生大量的尘埃，导致亮度突然大幅下降。它们被认为主要是通过白矮星合并形成的。在本文中，我们使用MESA来研究合并后的天体如何演化成RCB星，这些天体的初始氦燃烧壳层温度范围为2.1 - 5.4 *10^8 K，具有太阳和亚太阳金属丰度。其中最成功的模型具有太阳下的金属丰度和接近3 *10^8 K的初始温度。我们发现一个强烈的依赖于初始氦燃烧壳层温度的表面丰度的元素参与的CNO循环，以及RCBs的有效温度和半径的差异。在10%的太阳金属丰度模型中，核合成中涉及的元素呈现出约1 dex减少的表面丰度，但碳和锂除外，这两个元素将被详细讨论。具有亚太阳金属丰度的模型也比太阳模型表现出更长的寿命。此外，我们发现，对流混合的燃烧物质只发生在合并后的头几年的演变，之后的表面丰度是恒定的期间和之后的RCB阶段，提供证据，为什么这些恒星显示出强烈的增强部分氦燃烧产品。
2020-08-17 astro-ph.SR
A closer look at low mass post-AGB late thermal pulses
热脉冲（LTP）恒星演化模型经历了一个氦脉冲，该脉冲发生在渐近巨星分支（AGB）离开之后，并导致HR图中渐近巨星分支（AGB）和行星状星云相位（PN）之间的快速循环演化。短暂的LTP阶段只持续几十年到几个世纪，而温度，光度和大小的增加和减少超过数量级。LTP天体经常被描述为更引人注目的对应物，甚晚热脉冲（VLTP）。LTP恒星不会像VLTP天体那样快速演化，也不会像VLTP天体那样缺乏氢。它们在类似行星状星云数千年之后才会变得显眼。我们提出了恒星演化计算从AGB到PN阶段的模型在一个范围内的金属丰度从Z = 0.0015到Z = 0.03，质量为0.90 $M_\odot$，1.2 $M_\odot$，和2.0 $M_\odot$。我们集中在我们最密集的系列（1.2 $M_\odot$，Z = 0.015），并指定一个分层的后期热脉冲类型的基础上，在什么温度，他们爆发，这可能暗示在祖质量。我们讨论了一种既不适合LTP也不适合VLTP的类型，这可能为恒星FG Sge提供一个解释。我们提出的时间尺度，在此期间，LTP模型加热，直到他们达到峰值氦燃烧光度，在快速光度下降，并在冷却和增亮期间，我们简要地讨论了四个LTP候选人。
2023-02-09 astro-ph.SR
Oxygen and light element synthesis by neutron-capture reactions in metal-free and extremely metal-poor AGB stars
低质量和中等质量的无金属（Pop. III）和极贫金属（EMP）恒星在TP-AGB早期阶段经历了氢与氦对流的混合，与富含金属的恒星不同。本文用H到S的核网络研究了氦对流区中以混合质子生成的~（13）C为中子源的核合成。在缺乏或缺乏原始金属的情况下，中子再循环反应，12 C（n，g）13 C（a，n）16 O和16 O（n，g）17 O（a，n）20 Ne促进了O和轻元素的合成，包括它们的富中子同位素和奇数原子序数元素。基于这些结果，我们证明了三个最缺铁的富碳恒星所观察到的C到Al的特殊丰度模式可以在不同质量范围内的Pop. III，AGB恒星的核合成中重现。我们认为，这三颗恒星出生的低质量成员的Pop. III双星，后来受到表面污染的质量转移的双星系统。AGB核合成与氢混合解释了大多数碳增强EMP（CEMP）星，包括所有具有s过程元素的CEMP-s星的C，O，Na，Mg和Al丰度。此外，目前的结果被用来挑选出其他核合成签名的早期世代的恒星。
2009-06-24 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars I. The COLIBRI Code
我们提出的COLIBRI代码计算沿TP-AGB阶段的恒星演化。与纯合成的TP-AGB程序相比，COLIBRI放宽了他们的分析形式主义的重要部分，有利于应用于完整包络模型的详细物理学，其中恒星结构方程从大气层到氢燃烧壳层的底部都被整合。这允许自洽地预测：（i）有效温度，更一般地说，对流包络和大气结构，正确地耦合到表面化学丰度和气体不透明度的变化;（ii）大气中的球形效应;（iii）最大质量AGB星的核心质光关系及其由于热底燃烧（HBB）引起的破裂，（四）通过解决一个完整的核网络的HBB核合成（pp链和CNO、NeNa、MgAl循环），还包括通过Cameron-Fowler铍输运机制产生7 Li;（v）脉冲驱动对流区的化学组成;（vi）第三次疏浚的开始和终止，以及适当的温度标准。与此同时，COLIBRI开创了恒星内部物理处理的新技术。它是第一个使用精确的动态计算大约800个原子、离子、分子的状态方程以及整个深包层的Rosseland平均不透明度的进化代码。COLIBRI的另一个突出方面是它的高计算速度。这个功能是必要的校准不确定的参数和过程，特点的TP-AGB阶段，一个步骤的至关重要的生产可靠的恒星星族合成模型的星系高红移。（节略）
2013-05-20 astro-ph.SR
Gas and dust from extremely metal-poor AGB stars
我们研究了金属丰度低至[Fe/H]=-5的极端贫金属AGB星的演化，以了解其主要的演化特性，能够改变其表面化学成分的过程的效率，并确定气体和尘埃产量。我们计算了1-7.5Msun质量范围内的两组恒星的演化序列，从主序前演化到AGB相结束。为了探索极贫金属的化学性质，我们采用了金属丰度Z= 3x 10 ^{-5}和Z= 3x 10 ^{-7}，分别对应于[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-5。从恒星演化模拟的结果被用来计算个别化学物种的产额。我们还模拟了风中尘埃的形成，以确定这些物体产生的尘埃。在这里探索的极端贫金属域中AGB恒星的演化证明了对恒星初始质量的极大敏感性。M<2 Msun的恒星会经历几次第三次的疏浚事件，这有利于C12的逐渐表面富集和大量碳质尘埃的形成，数量级为0.01Msun。的C13和氮yiel被发现是显着小于在以前的探索低质量，金属贫AGB星，由于较弱的质子摄入事件在初始AGB阶段的经验。M> 5 Msun的恒星经历了炽热的底部燃烧，它们的表面化学反应反映了一个非常先进的质子捕获核合成的平衡;在它们的风中几乎没有尘埃产生。中等质量的恒星经历了第三次向上挖掘和热的底部燃烧：它们被证明是氮的有效生产者，氮是由质子捕获从内部区域挖掘出来的主要来源的C12核形成的。
2021-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
On helium-dominated stellar evolution: the mysterious role of the O(He)-type stars
大约四分之一的后渐近巨星分支（AGB）恒星是缺氢的。恒星演化模型解释了碳占主导地位的H-缺乏恒星的（非常）晚的热脉冲的情况下，富氢的信封是混合与富氦的壳层间层。根据最终闪光发生的特定时间，整个氢包层可能会燃烧。相比之下，氦主导的后AGB恒星及其演化尚未被理解。一小群非常热的氦占主导地位的恒星由O（He）型恒星形成。我们进行了详细的光谱分析的紫外光谱和光学光谱的四个O（He）星的国家的最先进的非LTE模型大气技术的手段。我们确定了有效温度，表面重力，和H，He，C，N，O，F，Ne，Si，P，S，Ar和Fe的丰度。通过推导O（He）星质量损失率的上限，我们发现它们没有表现出增强的质量损失。与演化模型的比较表明，O（He）星的地位仍然不确定。它们的丰度与双氦白矮星合并的预测相匹配，这表明它们可能是致密恒星和明亮的富氦sdO型恒星的后代。行星状星云的存在并没有在每一颗O（He）恒星周围显示出氦的富集，排除了这些恒星的合并起源。这些恒星必须以不同的方式形成，例如在AGB后的演化过程中通过增强的质量损失或在CO-WD和红巨星或AGB恒星的共同包层（CE）内合并。氦主导的恒星演化序列存在，这可能是由不同类型的合并或CE方案。看起来很可能，所有这些都在成为白矮星之前通过了O（He）相。
2014-05-07 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the high velocity hot post-AGB star LS III +52 24 (IRAS 22023+5249)
给出了B型星LS III +52 24的第一个高分辨率（R~ 50，000）光谱，它被确认为AGB后候选星IRAS 22023+5249（I22023）的光学对应物。我们报告的详细识别观测到的吸收和发射功能在全波长范围内（4290-9015）以及大气参数和光球丰度（在本地热动力学平衡近似）的第一次。还导出了星云参数（Te，Ne）。我们估计Teff= 24，000 K，log g=3.0，xi=7 kms-1，导出的丰度表明这是一颗C/O<1的轻微缺金属演化恒星。观测到的P-Cygni氢和氦的分布清楚地表明了AGB后的质量损失。[N II]和[S II]线的存在以及[O III]的未检测表明光电离刚刚开始。观测到的光谱特征，大的日心径向速度，大气参数和化学成分表明，I22023是一个进化后的AGB星属于旧盘人口。星云参数（Te=7000 K，Ne= 1.2 × 104 cm-3）也表明I22023可能正在演化成一个紧凑的年轻低激发行星状星云。我们的光学光谱分析，加上最近斯皮策探测到的双尘埃化学（同时存在的碳质分子和无定形硅酸盐）在I22023和其他B型后AGB候选人可能指向一个二元系统的尘埃盘的恒星起源共同的热后AGB恒星与O-丰富的中心恒星。
2011-12-06 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of AGB stars at different metallicities (III): intermediate mass models, revised low mass models and the ph-FRUITY interface
我们提出了一组新的中等质量AGB星（4.0，5.0和6.0 Msun）在不同金属丰度（-2.15<=Fe/H]<=+0.15）下的模型。它整合了已经包含在FRUITY数据库中的低质量AGB星（1.3<=M/M<=3.0）的现有模型集。我们描述的物理和化学演化的计算模型从主序列的AGB阶段结束。由于效率较低的第三次疏浚事件，具有大核心质量的模型显示出适度的表面增强。后者是由于脉冲间相位短，热脉冲弱。此外，对流层底部的高温阻止了它深入辐射底层。根据初始恒星质量的不同，重元素核合成由不同的中子源控制。特别地，更大质量的模型的s-过程分布由\nean ~反应主导，该反应在热脉冲期间被有效地激活。在低金属丰度，我们的模型进行热底部燃烧和热三次疏浚。我们比较我们的理论最终的核心质量，以现有的白矮星的观测。此外，我们量化的权重，中间质量模型的碳星光度函数。最后，我们介绍了FRUITY网络界面的升级，现在还包括数据库（ph-FRUITY）中包含的所有模型的TP-AGB阶段的物理量。
2015-07-27 astro-ph.SR
New Post-AGB star models as tools to understand AGB evolution and nucleosynthesis
我们研究了一个样本的后AGB星在银河系中，已知的表面化学成分和S-过程富集。最近确定的这些来源的光度，基于盖亚星系，允许第一次深入调查银河系后AGB恒星，有可能根据质量，化学成分和祖先的年龄来描述单个物体的特征。为此，我们使用了现有的AGB恒星的进化序列，扩展到后AGB阶段，补充新的模型，专门为本研究计算。表面碳和光度的综合知识证明了恒星以前历史的最有价值的指标，特别是关于能够改变表面化学成分和核心质量增长的各种机制的效率。这种分析允许解剖不同类别的恒星，例如低质量物体，在整个AGB寿命中演化为M型恒星，碳星，经历热底部燃烧的大质量AGB恒星。这种方法的潜力，以揭示新的光仍然有争议的问题有关的AGB的演变也进行了评论。
2021-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the high velocity hot post-AGB star IRAS 18379-1707 (LS 5112)
分析了B型超巨星LS 5112的高分辨率（$R\sim48\,000$）光谱，LS 5112被确定为后AGB候选者IRAS 18379-1707的光学对应物。我们报告的详细鉴定所观察到的吸收和发射特性的波长范围3700-9200 A的第一次。利用非LTE模式大气技术分析了吸收线光谱，以确定恒星大气参数和化学成分。我们估算了$T_\text{eff}=18~000\pm1000$ K、$\log g=2.25\pm0.08$、$ξ_{\rm t}=10\pm4$ km/s和$v \sin i=37\pm6$ km/s，得到的丰度表明这是一颗缺金属（[M/H] $\approx-0.6)$）的后AGB星.获得了八种不同元素的化学丰度。对IRAS 18379-1707中CNO丰度的估算表明，这些元素都是过剩的，[（C+N+O）/S]=+0.5 $\pm$ 0.2，这表明氦燃烧的产物已经被带到地表，这是AGB第三次挖掘的结果。从吸收线出发，我们导出了日心径向速度为$V_\text{r}=-124.0\pm0.4$ km/s。我们已经确定了O I，N I，Na I，S II，Si II，C II，Mg II和Fe III的允许发射线。还发现了[N I]、[O I]、[Fe II]、[N II]、[S II]、[Ni II]和[Cr II]的星云禁戒线。巴耳末线H $α$、H $β$和H $γ…
2019-11-28 astro-ph.SR
Evidence of Third Dredge-Up in Post-AGB Stars in Galactic Globular Clusters
本文汇总17颗银河系球状星团后AGB恒星的CNO与s过程丰度，发现其中5颗具有第三次掘取证据，并划分出三类后AGB恒星群体。
2023-11-08 astro-ph.SR
Dissecting the Spitzer color-magnitude diagrams of extreme LMC AGB stars
在{\it Spitzer}双色图和色星等图中，我们追踪了低质量和中等质量恒星（$1 M_{\odot} \leq M \leq 8M_{\odot}$）在渐近巨星分支（AGB）阶段的完整演化。我们遵循的形成和成长的尘埃粒子在拱星信封与各向同性膨胀风，其中气体分子撞击预先存在的种子核，有利于他们的成长。这些模型是第一个能够确定的主要区域，在{\it斯皮策}数据中的AGB星占据的大麦云（LMC）。LMC极端恒星在[3.6]-[4.5] vs.[5.8]-[8.0]和[3.6]-[8.0] vs.[8.0]平面上追踪到的主对角线序列与碳星模型很好地拟合;它的结果是一个演化序列，最红的天体处于AGB演化的最后阶段。最极端的恒星是[3.6]-[4.5] $>$ 1.5和[3.6]-[8.0] $>$ 3，是2.5 - 3 $M_{\odot}$星，被固体碳颗粒包围。在高质量（$>3 M_{\odot}$）模型中，尘埃的形成是由热底燃烧（HBB）的程度驱动的-形成的大多数尘埃是硅酸盐的形式，尘埃颗粒的最大遮蔽阶段发生在所经历的六溴代二苯最强烈的时候，在包层的质量大大减少之前。
2014-03-28 astro-ph.SR
Red giants evolutionary status determination: the complete Kepler catalog
本研究发布Kepler天区红巨星星震演化状态综合星表，明确RC阶段表面重力下边界，验证多类星震方法与光谱分类的一致性及演化相关差异。
2024-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sodium content as a predictor of the advanced evolution of globular cluster stars
渐近巨星分支（AGB）阶段是低质量恒星核燃烧的最后阶段。虽然银河系球状星团现在已知拥有（至少）两代恒星，但它们仍然提供了相对均匀的恒星样本，用于限制恒星演化理论。根据恒星模型的预测，大多数质量在当前关闭质量（即当前离开主序星阶段的恒星质量）附近的星团恒星将通过AGB阶段演化。在这里，我们报告说，球状星团NGC 6752中的所有第二代恒星--占星团总数的70%--都没有达到AGB阶段。通过光谱丰度测量，我们发现样本中的每颗AGB恒星都具有低钠丰度，这表明它们都是第一代恒星。这意味着，如果把AGB星群包括在内，许多星团就不能可靠地用于恒星计数，以检验恒星演化的时间尺度。我们对这一观察没有明确的解释。
2013-05-30 astro-ph.SR
Lithium destruction and production observed in red giant stars
根据标准的恒星演化，锂元素在大部分中低质量恒星的演化过程中被破坏。然而，红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）上的一些演化恒星已知含有大量的Li，其起源并不总是很好地理解。在这里，我们提出了观测方面的最新进展，以更好地了解富锂K巨星（RGB），AGB上适度富锂的低质量恒星，以及可能经历标准热底部燃烧阶段的非常富锂的中等质量AGB恒星。这些最后的可能也丰富了星际介质与新鲜产生的锂。
2012-06-13 astro-ph.SR
Iron abundance in the prototype PG1159 star, GW Vir pulsator PG1159-035, and related objects
我们对热的缺氢后AGB恒星PG 1159 -035（PG 1159光谱类和GW Vir脉动星的原型）以及两个相关物体（PG 1520 +525、PG 1144 +005）进行了铁丰度测定，基于首次检测到恒星光球中的Fe VIII线。在另一颗PG 1159恒星PG 1424 +535中，我们检测到Fe VII线。在所有四颗恒星中，每颗恒星的Teff都在110，000 - 150，000 K之间，我们发现了太阳铁的丰度。这一结果与我们最近对最热的PG 1159恒星（Teff = 150，000 - 200，000 K）的丰度分析一致，这些恒星显示出Fe X线。总的来说，我们发现PG 1159恒星并不明显缺铁，与以前的概念相反。
2011-05-26 astro-ph.SR
CNO enrichment by rotating AGB stars in globular clusters
长期以来，AGB星一直被认为是银河系球状星团中观测到的重要的星与星之间轻元素变化的原因。我们分析了第一代旋转中等质量恒星对第二代球状星团恒星化学性质的主要影响。旋转模型的计算没有磁场和内部重力波的影响。它们解释了纬向流和湍流的输送。我们计算了银河系球状星团所覆盖的金属丰度范围内的初始质量在2.5和8 Msun之间的标准和旋转恒星模型的演化。在中心氦燃烧，旋转混合运输新鲜的CO丰富的材料从核心向氢燃烧的外壳，导致初级14 N的生产。在质量大于M > 4 Msun的恒星中，对流包层在第二次疏浚期间到达这个水库，导致恒星表面和恒星风中的总C+N+O含量大幅增加。相应的污染取决于初始金属丰度。在中低金属丰度时，它与在球状星团低质量恒星中观察到的C+N+O的恒定性不一致。与给定的输入物理，我们的模型表明，大质量旋转AGB星没有塑造在低和中等金属丰度球状星团中观察到的丰度模式。另一方面，我们的非旋转模型不能预测表面C+N+O的增强，因此更适合作为球状星团化学异常的来源，显示出C+N+O的恒定性。然而，目前没有理由认为中等质量的恒星没有旋转。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy-element yields and abundances of Asymptotic Giant Branch models with a Small Magellanic Cloud metallicity
我们提出了新的理论恒星产额和表面丰度的渐近巨星分支（AGB）模型的金属丰度适合恒星在小麦哲伦云（SMC，$Z= 0.0028$，[Fe/H] $\approx -0.7$）。新的演化序列和后处理核合成的结果之间的初始质量为1 $M_{\odot}$和7 $M_{\odot}$，其中7 $M_{\odot}$是一个超AGB星的O-Ne核心。高于1.15 $M_{\odot}$的模型在AGB期间变得富碳，并且热底部燃烧在模型$M \ge 3.75 M_{\odot}$中开始。我们提出恒星表面丰度作为C到Bi之间元素的热脉冲数的函数，以及Fe和Ni元素的同位素比的选择（例如，$^{12}$ C/ $^{13}$ C），可与观察结果进行比较。积分恒星产额为每个模型中的氢，氦和所有稳定的元素，从C到Bi的网格。我们提出了4- 7 $M_{\odot}$之间的中间质量模型的进化序列和三个质量（$M=3.75, 5, 7M_{\odot}$）的核合成结果，包括两个广泛使用的AGB质量损失处方的$s$ -过程元素。我们讨论我们的新模型的背景下，发展AGB星和后AGB星在小麦哲伦星云，钡星在我们的银河系，银河系球状星团的组成，包括镁同位素与我们的模型类似的金属丰度，和太阳前的颗粒可能有一个起源于贫金属AGB星。
2018-03-06 astro-ph.SR
AGB Variables in Local Group Dwarf Irregular Galaxies
本文描述了本星系群矮不规则星系（LMC，NGC 6822，IC 1613，Sgr dIG）大振幅Mira变星的近红外和中红外特征。这些变量的两个方面进行了讨论。首先，短周期（P < 420天）的Miras是潜在的强大距离指示器，只要它们具有低的星周消光，或者可以进行消光校正。它们是相对低质量恒星的后代。第二，对更长周期的恒星，其中许多经历了热的底部燃烧，知之甚少。这些提供了新的见解，在高质量损失阶段的中等质量恒星的演化，但它们作为距离指标的使用取决于对它们的演化更坚定的理解。在大麦哲伦星云中，在400到420天左右，富氧恒星K周期光度关系的斜率变化是由于热底部燃烧的开始。它将对金属含量敏感，因此应该在与LMC有显著差异的人群中的不同时期进行预测。[4.5]周期-光度关系分裂成两个近似平行的序列。较暗的一个适合恒星的中红外线通量来自恒星光球层，而较亮的一个适合观测占主导地位的拱壳。
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revision of the 15N(p,γ)16O reaction rate and oxygen abundance in H-burning zones
当温度超过T { \simeq } 30 { \cdot } 106 K时，NO循环发生在氢燃烧核或壳的最深层。在某些球状星团巨星中观察到的氧耗尽现象，通常伴随着Na的增强，可能是由于在恒星的RGB（红巨星分支）阶段的深度混合，也可能是由于早期大量的AGB（渐近巨星分支）恒星对原始气体的污染，其化学成分被热的底部燃烧所改变。在这两种情况下，NO循环负责O耗尽。该循环的活化取决于15 N（p，γ）16 O反应的速率。在恒星内部氢燃烧区所经历的温度下，对这种反应速率的精确评估对于理解观测到的O丰度是强制性的。本文首次报道了在月球上进行的~（15）N（p，γ）~（16）O反应的新测量结果，其质心能量范围为70-370 keV，对应于65 { \cdot }~ 106 K和780 { \cdot }~ 106 K之间的恒星温度。这个范围包括新星外层发生的爆炸性氢燃烧的15 N（p，γ）16 O伽莫夫峰值能量和大质量AGB星发生的热底部燃烧（HBB）核合成的能量。利用目前的数据，我们也能够确认以前的R-矩阵外推的结果。特别是，在天体物理学感兴趣的温度范围内，新的速率比广泛采用的反应速率汇编（NACRE或CF 88）中报告的小约2倍，不确定性现在降低到10%的水平。
2011-07-22 astro-ph.SR nucl-ex
On the missing second generation AGB stars in NGC6752
[摘要]近年来，银河系球状星团作为简单的恒星星族的观点发生了巨大的变化，因为现在认为基本上所有的GC都拥有多个恒星星族，每个都有自己的化学丰度模式和颜色星等图序列。最近对GC NGC 6752中的渐近巨星分支星的光谱观测揭示了整个样本的低[Na/Fe]丰度，这表明它们都是第一代恒星，并且所有的第二代恒星都无法到达该星团中的AGB。一个方案提出来解释这些意见调用强大的质量损失，在第二代水平分支恒星可能引起的金属增强辐射悬浮。这一增强的质量损失将阻止第二代星进入AGB相，从而同时解释了在NGC 6752中观测到的HB星与AGB星之比（R_2参数）的低值。我们已经批判性地讨论了这种情况，发现所需的质量损失率为10^{-9} Mo/年的数量级，明显高于当前的理论和经验限制。通过使用合成HB模拟，我们证明，我们的模型预测正确的R_2参数的NGC 6752，而不需要调用非常有效的质量损失期间的核心氦燃烧阶段。然而，我们对NGC 6752 HB的模拟预测，沿着星团AGB存在一个重要的部分-约50%的水平-第二代恒星。我们的结论是，没有简单的解释，缺乏第二代恒星的光谱调查样本，虽然质量损失（低速率）和辐射悬浮之间的相互作用可能会在解释这个难题中发挥作用。
2014-10-14 astro-ph.SR
Rb-rich Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds
我们提出了高分辨率（R~60,000）的光学光谱的麦哲伦云（MC）中的一个精心挑选的样本，严重模糊和可能是大规模的富氧渐近巨星分支（AGB）的恒星。本文报道了在四颗富Rb的LMC星中发现的7800 A强Rb I谱线，其光度等于或大于AGB星的标准光度极限（Mbol~-7.1），证实了在质量较大的AGB星中，“热底燃烧”（HBB）可能产生过量的流量。在SMC的样本中，只有一颗Mbol<-7.1的恒星被发现在Rb中，其他的恒星可能是大质量的红超巨星。富Rb的LMC AGB星可能有至少~6-7 Msun的恒星质量。我们的丰度分析显示，这些富Rb恒星的Rb含量是太阳的10^3-10^5倍，但似乎只有轻微的Zr增强。高的Rb/Zr比率，如果是真的，代表了s-过程的严重问题，即使22 Ne源如预期的那样对大质量AGB星起作用;不可能合成大量的Rb而不过量产生Zr。这个问题的解决可能在于目前对发光AGB星的大气层的不完全理解。
2009-09-24 astro-ph.SR
